4. Elliptikus galaxisok
4.2 Törpe elliptikus galaxisok
Néhány kiegészítő megjegyzést teszünk a törpe elliptikus galaxisokra. A törpe elliptikus galaxisok (dE osztály) egyfajta átmenetnek is felfoghatók az elliptikus galaxisok vagy bulge-ok és a gömbhalmazok között, és az utóbbiakhoz állnak közelebb. Abszolút fényességük jóval kisebb az óriás elliptikusokénál. Felületi fényesség eloszlásuk exponenciális.
A törpe elliptikus galaxisokat, részben nyilván kiválasztási hiba miatt is, nagyobb galaxisok körül fedezik fel. A szatelita törpe elliptikusok és a fő galaxis között gyakran mutatnak ki kölcsönhatást anyagátadással, és a szatelliták beleolvadnak a nagyobb galaxisba.
4.12. ábra:A Fornax törpe elliptikus galaxis a Tejútrendszer szatellitája. (ESO/Digitized Sky Survey 2 http://www.eso.org/public/images/eso1007a/)
A törpe szferoidális galaxisok a törpe elliptikusoknál is halványabbak. Látszólag hasonlítanak a gömbhalmazokra, de csillag eloszlásuk különbözik azokétól. Jelentős arányban lehet bennük sötét anyag.
Elliptikus galaxisok
4.13. ábra:A Sculptor törpe szferoidális galaxis, dSph (David Malin, Anglo-Australian Observatory http://www.jb.man.ac.uk/news/2009/primitivedust/)
Referenciák és további olvasnivaló a fejezet témájában:
Bender, R. et al. 1988:„Isophote shapes of elliptical galaxies. I - The data”, A&AS...74..385B
Caon, N. et al. 1993: „On the Shape of the Light Profiles of Early Type Galaxies”,MNRAS.265.1013C Carter W.D. 1983: „A Catalog of Elliptical Galaxies with Shells”, Ap J. 274 534-540
Gebhardt, K. et al. 2000:„Black Hole Mass Estimates from Reverberation Mapping and from Spatially Resolved Kinematics”, ApJ...543L...5G
Gebhardt, K. et al. 2000b:“Axisymmetric, Three-Integral Models of Galaxies: A Massive Black Hole in NGC 3379”, 2000AJ....119.1157G
Helmi, A. 2006: „Galaxies course”,http://www.astro.rug.nl/~ahelmi/galaxies_course/
Lauer T.R. 2005: „The Centers of Early-Type Galaxies with Hubble Space Telescope. V. New WFPC2 Photometry”,AJ....129.2138L
Sérsic, J. L. 1963: „Influence of the atmospheric and instrumental dispersion on the brightness distribution in a galaxy”,BAAA....6...41S
76
XML to PDF by RenderX XEP XSL-FO F ormatter, visit us at http://www.renderx.com/
5. fejezet - Spirálgalaxisok
A spirálgalaxisok tulajdonságai.
5.1. A galaxisok fő összetevői
A galaxisokban a következő alrendszerek találhatók: szferoid, korong, halo.
A szferoidot általában öreg csillagok alkotják, melyek fémessége tág határok között változhat a fémszegénytől a fémgazdagig. Az intenzitás eloszlást de Vaucouleurs profil írja le.
A korongban fiatal és idősebb csillagokat is találunk, az Sa-nál későbbi típusoknál csillagkeletkezéssel. Atomos és molekuláris hideg csillagközi gáz, por, csillagkeletkezés és szupernóvák által fűtött forró gáz is megfigyelhető benne. Az intenzitás eloszlása exponenciális.
A halo alatt egyfelől egy gömbhalmazok és fémszegény csillagokból álló gömbszimmetrikus rendszert, abarionikus halot, másfelől egy alapvetően sötét anyagból álló, a barionikus tömegnél 5-10-szer nagyobb össztömegű enyhén lapult rendszert, asötét anyag halot értjük.
A spirálgalaxisokban mindezen összetevők megtalálhatóak (lásd 5.1. ábra). A központi szferoidális rendszert nukleusznak, bulge-nak, vagy dudornak nevezzük.
5.1. ábra:A spirálgalaxisok alrendszereinek sematikus rajza.
5.2. Spirálkar indikátorok
5.2.1. A spirálkarok megjelenési formái
A spirálkarok a korongban láthatók. Az Sa-tól az Sb-n keresztül az Sc osztályig a nukleusz részesedése a luminozitásban csökken, és a karok eltérülési szöge növekszik. Az Sa-k nagy dudorral és szorosan feltekeredett karokkal, az Sc-k kis nukleusszal és laza karokkal rendelkeznek. A korongban lehet csak spirál, vagy inkább gyűrű struktúra, vagy a kettő együtt. Lehet küllő mentes, vagy erőteljes küllővel rendelkező galaxis. A változatos formák mellett a spirálkar alkotók ugyanazok:
• fiatal, nagytömegű csillagok, és ilyenek csoportjai, azaz OB asszociációk;
• ionizált hidrogén felhők, azaz HII zónák;
• 105naptömeg tömegű, molekuláris hidrogént tartalmazó felhők, azaz óriás molekulafelhők (giant molecular cloud, GMC)
• HI szuperfelhők bennük óriás molekulafelhők és OB asszociációk, azaz csillag-gáz komplexek
5.2.2. OB asszociációk és HII zónák
A fiatal, nagytömegű csillagok 10-50pc sugarú környezetüket ionizálják, a csillagok és a meleg, ionizált gáz ultraibolya sugárzása (UV kontinuum), valamint a hidrogén gáz rekombinációja nyomán a hidrogén Lyman α vonalas sugárzása kirajzolja a spirálkarokat. A forró csillagok sugárzása közvetlenül, illetve szóródva a csillagközi felhők porszemcséin ultraibolya és kék tartományban is megfigyelhető. A spirálgalaxisok korongjának ultraibolya és kék képe ezért hasonló – a spirál szerkezetet mutatja.
5.2. ábra:Az M101 spirálgalaxis ultraibolya kompozit képe az XMM-Newton Optical Monitor távcsövével.
Színkódolás: vörös (200–400 nm), zöld (200–300 nm), kék (175–275 nm) (http://spaceinimages.esa.int/Images/2013/06/M101 ESA/XMM & R. Willatt).
A látható tartományban jelentős a hidrogén Balmer α vonalas emissziója szintén a rekombináció kísérő jelenségeként.
Ez okozza, hogy vörös sávú felvételeken megint a spirálkarok uralják a korong morfológiáját. A közeli infravörös tartományban a HII zónák forró porszemcséinek folytonos sugárzása, valamint az ultraibolya sugárzással gerjesztett legkisebb porszemcsék vonalas emissziója uralkodó, mely ismét a spirálkarokat rajzolja ki. A távoli infravörös hullámhosszakon az OB asszociációk közelében felmelegített nagy porszemcsék folytonos sugárzása megint jelentős lesz a spirálkarokban.
Az OB asszociációkat és HII zónákat tehát láthatjuk az ultraibolyától a távoli infravörösig.
5.2.3. Óriás molekulafelhők és HI szuperfelhők
A spirálgalaxisok korongjában mindenhol jelen van a csillagközi gáz és annak leggyakoribb eleme a hidrogén.
Már az első HI 21cm-es felmérések lokális maximumokat jeleztek a semleges hidrogén gáz sűrűségében az OB asszociációk eloszlása alapján megrajzolt Galaktikus spirálkarok mentén. Az extragalaxisokban szintén azt
78
XML to PDF by RenderX XEP XSL-FO F ormatter, visit us at http://www.renderx.com/
tapasztaljuk, hogy a legnagyobb HI felhők kirajzolják a spirálkarokat. Gyakran ezek a látható korongon kívül a
„csillagos” karok meghosszabbításaként túlnyúlnak azokon.
Bizonyos nagy extinkciójú galaktikus felhőkben a HI 21cm-es sugárzás intenzitása már nem arányos a csillagközi anyag oszlopsűrűségével. Ennek legfőbb oka, hogy a hidrogén gáz részben, vagy túlnyomó részben molekuláris.
(Ugyanezen sűrű csillagközi felhők legsűrűbb részein a különben optikailag vékony HI 21cm-es vonal lehet optikailag vastag.) A CO gáz vonalas emissziója viszont jó nyomjelzője a molekuláris hidrogénnek a galaxisokban.
A spirálkarok csak pár százalékos lokális sűrűség növekedést jelentenek, mégis meghatározó a járulékuk a spirálgalaxis luminozitásához.
5.3. Spirálgalaxisok alrendszerei
A legközelebbi spirálgalaxisokban az alrendszereket jó felbontással felmérhetjük, az alrendszerek szerkezetét is tanulmányozhatjuk. A távolabbiakban elsősorban a multispektrális fényesség-eloszlás görbékből következtetünk rá.
Spirálgalaxisok
5.3. ábra:Az M31 galaxis röntgen, ultraibolya, látható és infravörös képe.
5.3.1. Korong
Az intenzitás eloszlás bizonyos spirálgalaxisokra egyszerű exponenciális, ekkor az I intenzitást a korong szimmetriasíkjától vettztávolsággal felírva:
80
XML to PDF by RenderX XEP XSL-FO F ormatter, visit us at http://www.renderx.com/
(5.1)
Gyakrabban azonban 2 exponenciális lineáris kombinációval közelíthető, ami azt jelenti, hogy két skálamagasság kell a leíráshoz, ekkor egyvékonyés egyvastag korong(think disk, thick disk) a modellünk. A skálamagasságok egy korai tanulmány szerint a Tejútrendszerben a korong komponensekre: a vékony korongé z0≈ 300 pc; a vastag korongé z0≈ 1.45 kpc (Gilmore & Reid 1983).
5.4. ábra:A vékony és vastag korongot az NGC4762 SB0 morfológiai osztályú lentikuláris galaxis képein mutatjuk be (Tsikoudi 1980).
A Tejútrendszer csillagtartalmának modellezése is ilyen kettős koronggal történt, de legújabban egy, közepesen vékony koronggal is sikerült leírni (Rix et al 2012). Ha megkülönböztethető a vékony és vastag korong, ez a megkülönböztetés a csillagtartalommal is történik. A vékony korongban magasabb fémességű és fiatalabb csillagokat találunk, mint a vastag korongban. Az M31 csillagos korongja 15kpc galaktocentrikus távolságon kívül is folytatódik egy 5kpc skálahosszú exponenciális eloszlással egészen 40kpc-ig (Ibata et al. 2011). Ez az óriási, alacsony átlagos fémtartalmú csillagpopulációt mutató korong a strukturáltsága alapján befogott csillagokból áll. A korongok nem mindegyike mutat ilyen külső komponenst, némelyik felületi fényesség profilja egészen nagy rádiuszokig változatlan.
A 5. ábrán egy ilyet, az NGC2776, és egycsonka(truncated) galaxis, az NGC5300 profilját is megmutatjuk (Pohlen
& Trujillo 2006).
Spirálgalaxisok
5.5. ábra:SDSS r’ sávú képek (bal), illetve g és r’ felületi fényesség profilok (jobb) (Pohlen & Trujillo 2006).
A spirálgalaxisokban a korongban (és a korong halo határán) található a hideg csillagközi gáz, és a por. A gravitációs kölcsönhatásban lévő galaxisok között is lehet gáz átadás, mint például a Magellán Áramlás az SMC-LMC párostól a Tejútrendszer felé. Ehhez hasonló az M31 déli részéhez kapcsolódó csillagárammal egybeeső HI felhők rendszere, ahol azonban a behulló gáz forrását jelentő szatelita galaxist nem ismerjük (lásd 5.7. ábra). A csillagközi anyagról később bővebben is szólunk. A csillagkeletkezés a korongban történik. Tekintettel az aktív és folyamatos csillagkeletkezésre a korongban sok fiatal csillagot találunk. A csillagok átlagos fémtartalma magas (a Napéhoz hasonló). A korongban rendezett forgás (differenciális rotáció) figyelhető meg, a sebesség diszperziónál nagyobb tangenciális sebességekkel. A morfológiai osztály névadója a spirál szerkezet – lásd a 3. fejezetet és az előző alfejezetet. A korong felületi fényesség profilja a spirálkarok miatt is eltérhet az exponenciálistól.
A spirál szerkezetének jellemzésére használt változó az eltérülési szög (pitch angle, lásd a 3. fejezetben).
5.3.2. Dudor – bulge
A spirálgalaxisok középső alrendszere általában egy szferoidális alrendszer alakja szerint is találó kifejezéssel
„dudor”, vagy angol szóval „bulge”. A bulge intenzitás eloszlását Sersic-profillal írhatjuk le, lásd (8.5.) egyenlet.
A bulge és a spirálgalaxis középpontjában találjuk a nukleuszt, melyben nagytömegű fekete lyuk és annak kísérő jelenségei figyelhetők meg. Kormendy (1988) az M31 középpontjában szuper nagytömegű (108MNap) fekete lyuk létére következtetett a sebesség profilokból (V>110kms-1, a középponttól 2,5 pc-re, lásd 5.6. ábra).
82
XML to PDF by RenderX XEP XSL-FO F ormatter, visit us at http://www.renderx.com/
5.6. ábra:Sebesség diszperzió σ (felül), és nagy tömegű kompakt centrális forrásra utaló rotációs görbe (alul) az M31 nukleuszra (Kormendy 1988).
A dudor fényesség eloszlása gyakran de Vacouleur profillal leírható, mint az elliptikus galaxisoké, és szerkezete is hasonló, mint a Tejútrendszer dudoráé. Van a Tejútrendszerénél is jelentősebb bulge, mint például az M31-é.
Vannak ugyanakkor „dudor nélküli”, vagy pszeudo-dudoros spirálgalaxisok is. A pszeudo-bulge igazából egy korong-szerű alrendszer, benne esetleg akár egy mini spirállal. Ilyen van az ESO 498-G5 spirálgalaxisban (lásd 5.7. ábra).
Spirálgalaxisok
5.7. ábra:Az ESO 498-G5 SAB(s)bc pec morfológiai típusú galaxis kompozit képe a Hubble Space Telescope ACS B (435 nm) és I (814 nm) sávú felvételeiből. A galaxis középpontjában szférikus alrendszer helyett egy kis
spirált látunk (ESA/Hubble & NASA 2012,
http://www.spacetelescope.org/static/archives/images/large/potw1221a.jpg)
5.3.3. Barionos, vagy csillagos halo
A spirálgalaxisok hengerszimmetrikus korongjától nem csak szerkezetében tér el a közel gömbszimmetrikus halo, hanem csillagtartalmában is. Alapvetően a korongnál fémszegényebb, késői típusú csillagok alkotják. Az M31 halo csillagainak fémtartalma nem annyira alacsony, mint a Tejútrendszer halo csillagaié (lásd 5.8. ábra). A halo csillagpályái elnyúlt ellipszisek a koronghoz képest változó hajlásszöggel a galaxis középpontja körül. A halo jellegzetes objektumai a gömbhalmazok, illetve befogott szatelita galaxisok.
5.8. ábra:Az M31 kettős haloja. Kék vonal: a halo csillagainak fémtartalom (vas-hidrogén index) eloszlásgörbéi ( metallicity distributions ) a belső (r<20kpc, fent) és külső (r>20kpc, lent) zónára. Szürke hisztogram: az M31
csillagáramának fémesség eloszlása (Koch et al. 2007).
84
XML to PDF by RenderX XEP XSL-FO F ormatter, visit us at http://www.renderx.com/
A Tejútrendszer csillagtartalmának a 2MASS felmérés eredményeihez illeszkedő modellezése is kettős koronggal történt, ebben a vékony és vastag korong skálamagassága rendre 205±40 pc és 640 ±70 pc (Polido et al. 2013).
Az alternatív elmélet szerint egyetlen, közepesen vékony korong van (Rix et al 2012).
5.3.4. Sötétanyag halo
A radiális sebességek (gáz, csillagok) eloszlásából következtethetünk a tömeg eloszlására. A csillagtömeg kétszeresét elérő sötét anyag lehet jelen a korongban. A külső halo befogott törpegalaxisainak elemzésével egy sötétanyag haló létezését mutathatjuk ki a közeli spirálgalaxisokra épp úgy, mint a Tejútrendszerre. Ennek kiterjedése 90kpc körül lehet, azaz a spirálgalaxisok, mint az M31 valójában legalább 180kpc átmérőjűek.
5.9. ábra:A Tejútrendszer (kék) és a Canis Major törpegalaxis csillagáramának sematikus ábrázolása. Utóbbi segítségével modellezhető a sötét anyag haló tömegeloszlása. (Credit: Nicolas Martin & Rodrigo Ibata, Observatoire
de Strasbourg, 2003.)
5.4. Csillagközi anyag
A spirálgalaxisokban a csillagközi anyag mennyisége jelentős, a barionos tömeg 10-40%-át adhatja. Leggyakoribb összetevője, a hidrogén gáz állapota szerint alapvetően 3 fázisban van jelen:
• hideg és sűrű: néhány K < Tkin< 100K, 107cm-3< n(H) <1 cm-3
• meleg: néhány ezer K < Tkin≤ 10000K, 0,1cm-3< n(H) <100 cm-3
• forró: néhány százezer K < Tkin≤ millió K, 0,001cm-3< n(H) <0,1 cm-3
A hidrogén gáz a hideg és sűrű fázisban alapvetően neutrális, részben molekuláris; a meleg fázisban részben vagy nagy részben ionizált; a forró fázisban ionizált. Mindhárom fő fázisban egyéb elemek is jelen vannak az adott galaxis elemgyakoriságának megfelelően. Ez alól kivétel a frissen bekebelezett extragalaktikus eredetű csillagközi anyag, mely fémessége eltérő lehet. A gáz kémiai összetételéről és fizikai állapotáról a hideg fázisban alapvetően a HI 21cm-es és a CO 2,6mm-es vonalas sugárzása mérésével; a meleg és forró fázisban pedig a gáz emissziós vonalait és kontinuum sugárzását és háttér csillagok elnyelési vonalait mérve tájékozódunk. Az emissziós vonalak
Spirálgalaxisok
közül kiemeljük a hidrogén rekombinációs vonalait, különös tekintettel az ultraibolya tartományban a Lyman α, és a látható tartományban a Balmer α vonalakat. Ezek a rekombinációs vonalak a jelentős ionizáló sugárzású forró, fiatal, nagytömegű csillagok közelében, tehát az aktív csillagkeletkezési területeken keletkeznek. Ezért gyakran ezekkel mérjük a galaxis csillagkeletkezési aktivitását is. A csillagkeletkezési ráta (star forming rate, SFR) Kennicutt et al. (1994) szerint:
(5.2)
A csillagközi gáz porral kevert, a csillagközi por a barionos csillagközi anyagban nagyjából 1 tömegszázaléknyi.
A por méreteloszlása, anyagi minősége és gerjesztettségi állapota a 3 fő fázisban jelentősen eltér. A por, a teljes infravörös tartományon folytonos emissziót, jellegzetes profilú szilikát elnyelési sávokat, illetve policiklikus aromás szénhidrogéneknek tulajdonított emissziós vonalakat/sávokat mutat. A spirálgalaxisok infravörös fényét elsősorban a por által „reprocesszált” csillagfény adja. Ennek megfelelően az aktívabb csillagkeletkezést mutató galaxisok az infravörös luminozitása is jelentősebb. Kennicutt et al. (1998) szerint azLFIRtávoli-infravörös luminozitás és a csillagkeletkezése ráta kapcsolata:
(5.3)
A csillagközi anyag eloszlása a spirálgalaxisokban nem egyenletes, az elsősorban a korongban található, különös tekintettel a hideg és meleg komponensekre, kis skálamagasságú (h≈150pc) exponenciális eloszlással. A forró komponens ugyanakkor nagy tömegben van jelen a korong-halo határon és a halokban. Kisebb skálákon a korong csillagközi anyagában hierarchikus felhőstruktúrát és forró gázzal kitöltött kisebb-nagyobb (1pc < düreg< 150pc) üregeket találunk. A felhőrendszer fő elemei: HI szuperfelhőkben (100pc < dfelhő<150pc) óriás molekulafelhők (>105naptömeg); azokban kisebb felhők; melyekben sűrű, hideg felhőmagok (Tkin≈ 10K, n(H2) > 103cm-3) találhatók.
Vannak elkülönülő csillagközi felhők, és ezek a korong-halo határon, sőt a haloban is előfordulnak. Utóbbiak nagy pekuliáris sebessége alapján azt gondoljuk, hogy vagy a korongból kidobott, vagy az extragalaktikus térből befogott anyag lehet (lásd 5.10, 5.11. és 5.12. ábrák).
86
XML to PDF by RenderX XEP XSL-FO F ormatter, visit us at http://www.renderx.com/
5.10. ábra:Nagy sebességű felhő (high velocity cloud, HVC) a Tejútrendszerben. Felül a számított HI oszlopsűrűség térképen a kontúrok: 5×1018cm-2, majd 1×1019cm-2-től 1×1019cm-2lépésközzel. Az alsó spektrumon a HVC
spektrumvonal Doppler eltolódásából (kb. 140km/s) látható, hogy az nem része a korongnak.
Spirálgalaxisok
5.11. ábra:Nagy sebességű HI felhők az M31 halojában. A kontúrok a HI gáz oszlopsűrűségét jelzik (Westmeier 2007).
5.12. ábra:A nagy sebességű felhők lehetséges eredete (Westmeier 2007 alapján)
88
XML to PDF by RenderX XEP XSL-FO F ormatter, visit us at http://www.renderx.com/
5.5. Forgás és rotációs görbe
5.5.1. Nyírási és forgási együtthatók, nyírási ráta
A korong forgását leírva bevezetjük azA(R0)Oort-féle nyírási együtthatót (Oort's first, sheer constant), ami egy kitüntetettR0sugárnál aV(R)körsebességRszerinti deriváltja és azω(R0)szögsebesség különbségének fele. Az Snyírási ráta pedig az Oort-féle nyírási együttható és a szögsebesség hányadosa, azaz:
ahol (5.4)
(5.5)
Egy mereven forgó testre a nyírási együttható és így a nyírási ráta is zérus, hiszen mindenR0sugárnál:
tehát (5.6)
Ha V(R)= Vflatállandó, azaz a „rotációs görbe lapos” (flat rotation curve), akkor:
(5.7)
Az M31-reR0= 10 kpc-nél a nyírási ráta (lásd Seigar et al. 2008).
ABOort-féle rotációs, avagy forgási együttható:
ahol (5.8)
Merev testre (5.7) alkalmazásával:
(5.9)
5.5.2. A rotációs görbe
A rotációs görbéről és a meghatározásához vezető radiális sebesség mérésről lásd bővebben a 8.2.1. és 8.2.2.
alfejezetekben. A rotációs görbét a spirálgalaxis alrendszereinek tömegeloszlását modellezve előállított sebesség profillal illesztjük (lásd 8. fejezetés 8.29 ábra).
5.6. A korong stabilitása
A korong komponensekben a csillagok σzvertikális sebesség szórása a vékony korongra: σz≈ 25 km/s, a vastag korongra: σz≈50 km/s. A sebesség szórásból a korong felületi tömegsűrűségre is következtethetünk:
Spirálgalaxisok
(5.10) A korong helyi stabilitása attól függ, hogy radiális sebesség perturbáció miatt nem tágul-e gyorsabban, mint a szökési sebesség, illetve, hogy van-e akkora a keringési sebesség az adott rádiusznál, hogy ne következzen be a gravitációs kollapszus (lásd 5.13. ábra).
(5.11)
(5.12)
A kollapszus esetén következik be, azaz:
(5.13) Ahonnan R kifejezhető, és megadható a diszperzió elleni stabilitáshoz szükséges kritikus méret:
(5.14) Tekintsünk most egy forgó korongot, ebben a lokális szögsebességet az Oort-féle B (rotációs) konstans adja meg.
A lokális stabilitás feltétele, hogy , azaz:
(5.15) A gravitációs kollapszus elleni forgási stabilitás feltétele a kritikus sugárral kifejezve:
(5.16)
5.13. ábra:A stabil zónák sematikus rajza. Ha , akkor általános a stabilitás.
A korong R-nél instabil, ha , illetve lokálisan stabil, ha (lásd 5.13. ábra), azaz:
(5.17) a stabilitás feltétele az 5.17 átrendezésével. (5.18) A korongban történő mozgásokat leírhatjuk, mint egy elliptikus epiciklikus mozgást melyre Ω a keringés szögsebessége, κ pedig az epiciklikus szögsebesség, melyekre általában igaz, hogy:
(5.19)
90
XML to PDF by RenderX XEP XSL-FO F ormatter, visit us at http://www.renderx.com/
Teljesül továbbá, hogy , ahonnan:
(5.20) A korong lokálisan stabil egy R sugárnál, ha a stabilitásQToomre-féle paraméteréreQ> 1 (Toomre 1964).
5.14. ábra:A stabil és nem stabil perturbációkat elválasztó görbe Toomre eredeti publikációjában (Toomre 1964).
5.7. Csillagkeletkezés
5.7.1. A Schmidt-törvény
Maarten Schmidt (1959) fél-analitikus megfontolása szerint a korongos galaxisok korongra vetített átlagos csillagkeletkezési rátája a korongra vetített felületegységre eső átlagos teljes gáztömeg ζ hatványával arányos, ez az úgynevezettglobális Schmidt-törvény(Global Schmidt Law):
ahol (5.21)
A kitevő a csillagkeletkezés választott nyomjelzője szerint különböző lehet, de értéke 1 és 2 közé esik. Kennicutt (1997) szerint a ζ kitevő értéke 1,4 (lásd 5.10. ábra) a normál korongos galaxisok és csillagontó galaxisokra.
Spirálgalaxisok
5.13. ábra:A globális Schmidt-törvény a galaxisok csillagkeletkezése és csillagközi anyag tartalma között.
Jelölések: tele körök – normál spirálgalaxisok; üres körök – spirálgalaxisok középponti régiói; tele négyzetek – csillagontó (starburst) galaxisok. A legkisebb négyzetek módszerével illesztett egyenes meredeksége ζ =1,4
(Kennicutt 1998), és így (5.21):
(5.22)
5.7.2. Spirálkarok és csillagkeletkezés
A spirálkarokat megjelenési formájuk szerint (Elmegreen & Elmegreen 1987) 3 fő csoportba osztjuk:
• szabályos (grand design) – két fő spirálkar
92
XML to PDF by RenderX XEP XSL-FO F ormatter, visit us at http://www.renderx.com/
• pelyhes (flocculent) – kaotikus (például az NGC 5055 a „Napraforgó Galaxis”)
• sok-karú (multiple arm) – erősebb belső karok és kaotikus külső
5.14. ábra:Az NGC5055 (M63, „Napraforgó”) spirálgalaxis kompozik képe B, V és Hα sávú képekből (Satoshi Miyazaki, NAOJ, Subaru Telescope Suprime-Cam, http://www.naoj.org/Pressrelease/2000/06/22/M63_250.jpg) A spirálkarokban csak legfeljebb 10%-kal nagyobb a korong szimmetriasíkjára vetített felületi sűrűség a környezetükhöz képest az adott galaktocentrikus távolságnál miközben felületegységre vetített energiaprodukciójuk sokkal jelentősebb. A spirálkar felületi fényessége 1-2 mag/□′′-cel nagyobb lehet környezeténél (lásd 5.15. ábra).
A kar és kar-közi felületi fényesség kontraszt helyett bevezetjük azAElmegreen-féle kontraszt paramétert:
(5.23a) (5.23b) Spirálgalaxisok
5.15. ábra:A felületi fényesség kontraszt a spirálkaroknál (Elmegreen & Elmegreen 1987).
A spirálkar morfológiai alosztályok természetesen az Elmegreen-féle kontraszt paraméter szerint is elkülönülnek (lásd 5.16. ábra).
5.16. ábra:A szabályos (grand design), pelyhes (flocculent) és sok-karú (multiple arm) spirálgalaxis altípusok elkülönülése az Elmegreen-féle kontraszt paraméter az 5.23 egyenletek szerint (Elmegreen & Elmegreen 1987).
A spirálkarok nem tömegük, hanem a spirálkarok mentén zajló csillagkeletkezés miatt fényesebbek a karok közti térrészeknél. A spirálkarok Lin-Shu féle elmélete szerint egy sűrűséghullám forog merev testként a korongon. A sűrűséghullám hozza létre a spirálkar indikátorok lokális sűrűsödését (csillagközi molekuláris gáz, fiatal nagytömegű csillagok, HII zónák.
Referenciák és további olvasnivaló a fejezet témájában:
Elmegreen, D. M. & Elmegreen, B. G. 1984: „Blue and near-infrared surface photometry of spiral structure in 34 nonbarred grand design and flocculent galaxies”,ApJS...54..127E
Elmegreen, D. M. & Elmegreen, B. G. 1987: „Arm classifications for spiral galaxies”, ApJ...314....3E Elmegreen, D. M. & Elmegreen, B. G. 1987: „H I superclouds in the inner Galaxy”,ApJ...320..182E
Gilmore, G. & Reid, N. 1983:„New light on faint stars. III - Galactic structure towards the South Pole and the Galactic thick disc”, 1983MNRAS.202.1025G
Ibata, R. et al. 2011: „On the accretion origin of a vast extended stellar disk around the Andromeda galaxy”, ApJ, 634, 287, http://iopscience.iop.org/0004-637X/634/1/287/pdf/0004-637X_634_1_287.pdf
Kennicutt, R.C. 1998: „The Global Schmidt Law in Star-forming Galaxies”,ARA&A..36..189K Kirihara, T. et al, 2013: „Resolving the outer density profile of dark matter
halo in Andromeda galaxy”, http://arxiv.org/pdf/1305.2007v1.pdf
Koch, A. et al. 2007:„Kinematic and chemical constraints on the formation of M31’s inner halo structures”, in
"The Milky Way Halo - Stars and Gas", K.S. de Boer & P. Kroupa (eds.);
Seigar, M. S.; & James, P. A. 1998:„The structure of spiral galaxies - I. Near-infrared properties of bulges, discs and bars”,MNRAS.299..672S
Seigar, M. S.; & James, P. A. 1998:„The structure of spiral galaxies - II. Near-infrared properties of spiral
Seigar, M. S.; & James, P. A. 1998:„The structure of spiral galaxies - II. Near-infrared properties of spiral